 |
 |
2000_4 Bewegungen im Universum
Bei der Beschreibung der Bewegungen im Universum liegt das kosmologische Prinzip zugrunde. welches besagt, daß das Universum homogen (die Materie ist im Mittel über das gesamte Universum gleichmäßig verteilt) und isotrop (die Eigenschaften des Universums sind die gleichen, egal in welcher Richtung man sieht) ist.
Alles im Universum ist in Bewegung, auch wenn dieser Satz unseren Beobachtungen im Alltag durch die Langsamkeit der Bewegung zu widersprechen scheint.
Hubble-Flow: Zum Einen gibt es die großräumige Bewegung, die letztlich durch den Urknall hervorgerufene Expansion des Raumes. Seit der Anfangssingularität vergrößert sich der Kosmos und mit dieser Vergrößerung geht ein zunehmender Abstand der nicht gravitativ gebundenen Objekte einher. Das führt zu dem bildhaften Vergleich des aufgehenden Guglhupf, mit Galaxienhaufen als Rosinen. Aufgrund der Expansion des Raumes würden sich alle Objekte voneinander entfernen und nur die Gravitation verhindert, daß sich z.B. die Planeten von der Sonne entfernen. Objekte, die durch die Gravitation gebunden sind, bewegen sich als komplettes System durch den Kosmos. Nicht gravitativ gebundene Systeme entfernen sich ständig voneinander.
Pekuliargeschwindigkeit: Zum Anderen gibt es die Eigengeschwindigkeit, eine zusätzliche (zur Expansion) Bewegung der Sternsysteme, die durch die ungleichförmige Bewegung Verteilung der Materie hervorgerufen wird. Diese Eigenbewegung wird also entscheidend durch die Gravitation bestimmt. Die Erde umkreist die Sonne, das Sonnensystem umrundet den Milchstraßenkern, die Milchstraße bewegt sich auf das Schwerkraftzentrum der Lokalen Gruppe zu, die Lokale Gruppe driftet als äußerer Teil des Virgo-Galaxienhaufens (zusammen mit anderen Galaxienhaufen und Galaxiensuperhaufen) auf ein Schwerkraftzentrum zu, daß Großer Attraktor genannt wird. Eine Theorie besagt, daß alle diese Objekte (einschließlich des Großen Attraktors) auf ein noch gewaltigeres Schwerkraftzentrum zusteuern. Die Eigengeschwindigkeit ist also eine Folge der Gravitation - womit sie lokalen Schwankungen unterliegt - und als solche kann sie sowohl mit dem Hubble-Fluß als auch in entgegengesetzter Richtung wirken. Für die Eigenbewegung ist nur wichtig, wo das dominierende Schwerkraftzentrum liegt.
Radialbewegung: Besonders bei weiter entfernten Objekten, läßt sich von der Eigenbewegung nur ein Teil angeben. Das ist die Radialbewegung, also die Komponente der Bewegung, die in Sichtlinie des Beobachters liegt. Die durchaus wahrscheinliche seitliche Bewegung ist bei sehr weit entfernten Sternsystemen nicht meßbar. Die Relativgeschwindigkeit (scheinbare Radialgeschwindigkeit) setzt sich zusammen aus der Bewegung des Beobachters und der Eigenbewegung des Objektes. Sie erhält ein positives Vorzeichen, wenn sich Objekt und Beobachter voneinander entfernen.
Rotverschiebung: Bei sehr weit entfernten Systemen wird die Pekuliargeschwindigkeit meist über die Rotverschiebung beschrieben. Sie hat das Formelzeichen z und ist so ziemlich das einzige Mittel um die Geschwindigkeit von Sternsystemen zu bestimmen, die so weit entfernt sind, daß ein Blick auf sie zugleich einem Blick in die Tiefen der Vergangenheit gleichkommt. Auch wenn die Genauigkeit der Angaben mit der Entfernung abnimmt, ist grundsätzlich unbestritten, daß die Linienverschiebung des Spektrums mit der Entfernung des Objektes (durch die größere Radialbewegung / Hubble-Fluß) zunimmt. Von diesem großräumigen Ergebnis gibt es auch ausnahmen, z.B. bei aktiven Galaxien. Der Materieausstoß von aktiven Galaxien kann sich in die Richtung des Beobachters bewegen und je nach Geschwindigkeit ergibt sich bei der Untersuchung des Spektrums ein scheinbarer Stillstand oder eine scheinbar sehr langsame Bewegung. Bewegt sich der Materiejet jedoch in entgegengesetzter Richtung, so ergibt die Linienverschiebung eine scheinbar enorme Geschwindigkeit des Systems. Da kann es vorkommen, daß das Sternsystem als sehr weit entfernt (weil sehr schnell bewegt) angenommen wird. Durch seine scheinbar hohe Geschwindigkeit wird dann diese Galaxie den sehr weit entfernten Ojekten zugerechnet und schon glauben manche ein Modell wanken zu sehen.
Die Radialgeschwindigkeits-Komponenten weit entfernter Objekte werden durch Extrapolation (der Linienverschiebung und der Helligkeitsbestimmung, z.B. Standardkezen) ermittelt. Bedingt durch diese Methode ist die Geschwindigkeit nicht auf m/s oder ähnlich genau zu bestimmen. Aber sie ist ein sehr gutes Verfahren, daß ständig durch Beobachtungen und Messungen verbessert wird, nicht zuletzt deshalb, weil bei sehr weit entfernten Objekten die die Änderung der Wellenlänge (D l / l) die einzig verläßliche Meßgröße ist.
Bei kleine Geschwindigkeiten ist die relative Änderung der Wellenlänge proportional zum Verhältnis von Relativgeschwindigkeit v zur Vakuum-Lichtgeschwindigkeit c:
z = v / c
doch bei größeren Radialgeschwindigkeiten (in einem Bereich der oft als ”Fluchtgeschwindigkeit" bezeichnet wird) reicht dieses einfache Verhältnis nicht mehr. Wenn die Verschiebung größer wird, also die Rotverschiebung steigt, muß bei der Berechnung der Geschwindigkeit eine relativistische Gleichung
z = [ ( 1+v/c ) / ( 1-v/c ) ] 1/2 -1
eingesetzt werden. Hier einige Beispiele von Pekuliargeschwindigkeiten (gerundet) in km/s:
|
Weitere Beispiele:
|